Carbon abundance in Small Magellanic Cloud planetary nebulae through Advanced Camera for Surveys prism spectroscopy: constraining stellar evolution at low metallicity
我们对11个小麦哲伦云行星状星云进行了近紫外ACS棱镜光谱分析，主要目的是获得碳的丰度。对ACS光谱的分析提供了除了几个目标之外的所有目标的可靠的原子碳丰度;计算了所有目标PNe的离子C^（2+）丰度。与本文件中，我们增加了一倍以上的SMC PNe与已知的碳丰度的数量，提供了一个很好的数据库，以研究在低金属丰度的低和中等质量的恒星的元素演化。在恒星演化模型框架下研究了麦哲伦云PNe的碳丰度和元素产额。通过计算的最终产额和观测到的CNO丰度的比较，约束SMC和LMC恒星演化模型现在是可能的。我们发现，SMC PNe几乎完全是富碳的，并且在大多数情况下，它们没有经历热底部燃烧阶段，与所研究的LMC PNe的一半相反。用LMC和SMC金属丰度模型计算的结果与观测结果基本一致。特别是，M $_{\rm to}<3.5 {\rm M}_{\odot}$的进化产量很好地涵盖了SMC中圆形和椭圆形PNe的丰度。我们发现，碳排放线是SMC PNe的主要冷却剂，比LMC对应物更重要，表明金属含量对PNe的物理性质有影响，正如Stanghellini等人（2003）所预测的那样。
2009-06-30 astro-ph.CO astro-ph.SR
Dust Production around Carbon-Rich Stars: The Role of Metallicity
背景资料：宇宙中的大多数恒星将在热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）阶段失去它们的包层，从而结束它们的演化，使星系的星际介质富含重元素，部分凝结成尘埃颗粒，形成在它们扩展的拱星包层中。在这些恒星中，富碳的TP-AGB星（C星）与星系的化学富集特别相关。本文从理论上探讨了金属丰度在尘埃形成过程中的作用。研究方法：我们将尘埃生长和尘埃驱动风的最新描述（包括冲击的时间平均效应）与FRUITY恒星演化轨迹相结合。我们比较了我们的预测与观测的C-恒星在我们的银河系中，在麦哲伦云（LMC和SMC）和星系晕，其特征是金属丰度之间的太阳和1/10的太阳。结果：我们的模型解释了由IRS Spitzer光谱得到的C星周围气体和尘埃含量的变化。我们的描述很好地再现了C星在不同金属丰度下的风速。我们预测的风速在金属量下降到1/10的太阳在一个广泛的质量损失率。
2021-07-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Photometric Metallicity and Carbon Distributions of the Milky Way's Halo and Solar Neighborhood from S-PLUS Observations of SDSS Stripe 82
我们报告的光度估计的有效温度，$T_{\rm eff}$，金属，[Fe/H]，碳，[C/Fe]，和绝对碳丰度，$A{\rm (C)}$，超过70万颗恒星从南方光度本地宇宙巡天（S-PLUS）数据发布2，覆盖了相当大一部分的赤道斯隆数字巡天条纹82。本文分析了两类恒星：1）晕主序星的转折星和2）太阳邻域中质量为$0.58 < M/M_{\odot} <0.75$的K矮星。将恒星光度指数网络探测器（SPHINX）应用于S-PLUS的混合带宽（窄带加宽带）滤波光度测量，可以在很宽的温度范围内对恒星大气中的金属丰度和碳丰度进行可靠的估计，$4250 < T_{\rm eff} \textrm{(K)} < 7000$。使用多个窄带S-PLUS滤光片使SPHINX能够实现比以前使用单个金属丰度敏感窄带滤光片的工作更低水平的“灾难性故障”（金属丰度估计相对于光谱测定的大偏移）。我们限制银河系的K-矮星晕金属丰度分布函数（$λ_{10, \textrm{[Fe/H]}} = 0.85 \pm 0.21$）的指数斜率，在金属丰度范围$-2.5 < \textrm{[Fe/H]} < -1.0$ ;我们的本地体积K-矮星样本的指数是很好的代表与参数$α=2.8$和$β=4.2$的伽马分布。S-PLUS光度测定法获得了具有$T_{\rm eff} < 6500$ K的恒星的绝对碳丰度，精度为$\sim…
2021-03-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The transition from carbon dust to silicates production in low-metallicity AGB and SAGB stars
我们计算了质量在1 Msun <M<8 Msun范围内，金属丰度Z=0.001的恒星在AGB和Super AGB阶段产生的尘埃的质量和成分。恒星演化从主序前阶段开始，使用ATON程序，在每个时间步提供风的热力学和化学结构。我们使用一个简单的模型来描述的时间无关的，球对称的恒星风的假设下的尘埃颗粒的生长。我们发现AGB星注入星际介质的尘埃总质量并不随恒星质量单调增加，其范围在1.5 Msun恒星模型的最小值10^{-6}Msun到6 Msun模型的2 × 10 ^{-4} Msun之间。尘埃的组成取决于恒星的质量：低质量恒星（M <3 Msun）产生富碳尘埃，而大质量恒星经历热底燃烧，永远不会达到碳星阶段，并产生硅酸盐和铁。这与文献中以前的研究部分不一致，这些研究基于合成AGB模型，并预测当初始金属丰度为Z=0.001时，在所有恒星质量下都会形成富C尘埃。这些差异是由于在超绝热制度的湍流对流的不同建模。在这种情况下，超绝热对流的处理也是影响粉尘形成过程的最相关问题。我们还研究了质量为6.5 Msun <M<8 Msun的超级AGB星，它们在一个核上演化，由于质量损失和热底燃烧的有利组合，这些恒星被预测为最有效的硅酸盐尘埃制造者，释放出[2 - 7]x 10^{-4} Msun质量的尘埃。我们讨论了这些预测的鲁棒性及其与早期宇宙时期尘埃的性质和演化的相关性。
2011-11-08 astro-ph.SR
Physical Properties of Gliese 229B Based on Newly Determined Carbon and Oxygen Abundances of Gliese 229A
最近Tsuji & Nakajima（2914）和Tsuji，Nakajima & Takeda（2015）开发了一种M矮星的分子谱线光谱方法，其中碳和氧丰度分别来自K带的CO和H2O线。他们将这种方法应用于棕矮星伴星Gl 229 B的主星Gl 229 A。G1 229 A的丰度分别为logAc=-3.27+/-0.07和logAo=-3.10+/-0.02，与太阳碳、氧丰度的经典值接近。我们生成的模型光谱的Gl 229 B的金属丰度的Gl 229 A以及经典的太阳金属丰度。我们发现，所得到的光谱的差异是不是那么大的差异的金属丰度的0.1 dex左右，但我们现在讨论的光谱的基础上可靠的金属丰度的G1 229 B。根据文献，发现Gl 229 A的年龄下限为0.3Gyr。根据G1 229 A的运动学特征，我们估计G1 229 A的年龄上限为3.0 Gyr。比较了观测光谱和模型光谱，并在模型参数750<Teff<1000 K和4.5<logg<5.5的范围内获得了拟合的拟合优度。在满足年龄约束的候选模型中，最佳模型参数组合为（Teff，logg）=（800 K，47. 5）和（850 K，5. 0），可接受的模型参数组合为（750 K，4. 75）、（850 K，4. 75）和（900 K，5. 0）。
2015-06-10 astro-ph.SR
Carbon Abundance Inhomogeneities and Deep Mixing Rates in Galactic Globular Clusters
在银河系球状星团中的恒星中，碳丰度往往会随着红巨星上部分支亮度的增加而减少，特别是在金属丰度最低的星系团中。虽然这种现象没有被恒星内部和演化的经典模型预测，但它被广泛认为是红巨星分支上升过程中一些额外的混合作用的结果，这些混合作用将暴露于CN（O）循环的物质输送到恒星内部的辐射区，进入对流包层的底部，然后迅速带到恒星表面。在这里，我们提出的[C/Fe]丰度测量67红巨星在银河系内的19个球状星团。在Martell等人工作的基础上，我们集中研究了绝对星等为$M_\mathrm{V} \sim -1.5$的巨星，这些巨星位于金属丰度范围（-2.4 $<$ [Fe/H] $<$ -0.3）的星团内。基特峰国家天文台（KPNO）的4米望远镜和南方天体物理研究所（SOAR）的4.1米望远镜被用来获取覆盖$λ$ 4300 CH和$λ$ 3883 CN波段的光谱。通过合成光谱分析了这些光谱中的CH吸收特征，以获得[C/Fe]丰度。这些丰度和观测到的恒星的光度被用来推断在上部红巨星分支演化期间C丰度随时间变化的速率（即，混合效率）。通过建立一系列的金属丰度的速率，深度混合的金属丰度的依赖性进行了探讨。我们发现，推断的碳消耗率作为金属丰度的函数降低，虽然我们的结果是依赖于初始的[C/Fe]组成假设为每个恒星。
2019-04-04 astro-ph.SR
Helium enrichment and Carbon-star Production in Metal-rich Populations
我们提出了新的理论恒星演化模型的富金属渐近巨星分支（AGB）的明星。恒星模型的初始质量在Z=0.007时介于1 Msun和7 Msun之间，在Z=0.014（太阳）和Z =0.03时介于1 Msun和8 Msun之间。我们发展模型与规范氦丰度和氦富集的成分（Y=0.30，0.35，0.40）在Z=0.014和Z=0.03。随着金属丰度的增加，碳星的第三次打捞效率和质量范围减小。我们预测碳星的初始质量在Z=0.007时为1.75- 7 Msun，在太阳金属丰度时为2-4.5Msun。在Z=0.03时，C星的质量范围缩小到3.25- 4 Msun。由于AGB上的热脉冲数量减少，当模型的氦含量增加时，第三次挖掘减少。在Z=0.03时，增量Y = 0.05就足以阻止C星的形成，这取决于质量损失率，而在Z=0.014时，增量Y = 0.1才能阻止C星的形成。我们推测在一个恒星星族中发现C星的概率取决于氦丰度和金属丰度。为了解释M31内区C星的缺乏，我们认为观测到的恒星Y > 0.35或恒星金属丰度高于[Fe/H] ~ 0.1。
2014-08-25 astro-ph.SR
The solar photospheric abundance of carbon.Analysis of atomic carbon lines with the CO5BOLD solar model
使用流体动力学模拟，原子数据的选择，和计算偏离局部热力学平衡的太阳光谱分析意味着向下修订的太阳金属丰度。我们正在使用CO 5 BOLD代码计算的最新模拟来重新评估太阳的化学成分。本文用辐射-流体动力学CO_5BOLD模型计算了太阳光球层碳丰度，并用Kiel程序计算了对局部热力学平衡的偏离。我们在高分辨率、高信噪比的太阳图谱上测量了原子CI线的等效宽度。偏离局部热力学平衡计算在一维基尔代码。我们推荐的太阳碳丰度值依赖于对观测线的98次独立测量，为A（C）=8.50+-0.06，引用的误差是统计误差和系统误差的总和。结合我们最近对太阳氧和氮丰度的结果，这意味着太阳的金属丰度Z=0.0154和Z/X=0.0211。我们的分析意味着太阳的碳丰度是约0.1德克斯高于在以前的分析中发现的基于不同的三维流体动力学计算。这种差异部分是由我们的等效宽度测量结果驱动的（我们平均测量的等效宽度大于基于3D模型的其他工作），部分原因可能是由于流体动力学模拟和频谱合成代码的不同特性。我们从CO 5 BOLD分析中获得的太阳金属丰度与日震学的约束比以前的3D丰度结果稍微好一点。（节录）
2010-02-12 astro-ph.SR
Carbon from massive binary-stripped stars over cosmic time: effect of metallicity
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Institute of Astronomy, KU Leuven（荷语鲁汶大学天文学研究所）；University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学）；Anton Pannekoek Institute of Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内库克天文学研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）
研究双星剥离星在不同金属licity下的碳产量，发现金属licity是影响碳产量的主要因素，指出太阳金属licity下的产量不能直接外推到低金属licity环境。
2025-05-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The s process in asymptotic giant branch stars of low metallicity and the composition of carbon-enhanced metal-poor stars
我们提出的模型慢中子捕获过程（S过程）在渐近巨星分支（AGB）恒星的金属丰度[Fe/H]=-2.3和0.9 Msun到6 Msun。我们遇到了不同的制度，中子捕获核合成的重要性增加的恒星质量减少：22 Ne（α，n）25 Mg反应在热脉冲期间激活，13 C（α，n）16 O反应在辐射条件下激活脉冲间隔期间，和13 C（α，n）16 O反应在热脉冲期间激活，也是由于温和的质子摄入事件。13 C辐射燃烧（质量约为2 Msun）的模型与碳增强贫金属（CEMP）星表现出s过程增强（CEMP-s）的整体匹配良好，除了它们产生太多的Na和F。另一方面，我们的模型都不能提供与CEMP恒星的组成相匹配的结果，这些恒星也显示出快速过程增强（CEMP-s/r）。该模型未能再现所观察到的Eu丰度，他们也未能再现Eu和Ba丰度之间的相关性。它们也无法与在许多CEMP-s/r恒星中观察到的轻重s过程元素的比例相匹配，这可能是太阳系的十倍以上。为了解释CEMP-s/r星的组成，我们需要援引一个不同的“s/r”中子俘获过程的存在，或者具有介于s和r过程之间的特征，或者是由同一天体物理位置或相互连接的位置（例如，在多个恒星系统中）的不同中子俘获过程的叠加产生的。
2011-12-13 astro-ph.SR
The First Fluorine Abundance Determinations in Extragalactic AGB Carbon Stars
根据高分辨光谱中2.3358 μ的HF（1-0）R9线，计算了6颗河外AGB碳星的氟（19 F）丰度（或上限）。这些恒星属于本星系群星系LMC、SMC和船底座矮球状体，金属丰度超过50倍。这是第一项探索河外富碳AGB星中F的金属丰度行为的研究。只有四颗目标恒星中可以测量到氟，显示出F-增强的范围很广。我们的F丰度测量与最近在银河系AGB碳星中得出的结果一起显示了与所观察到的碳和S-元素增强的相关性。然而，所观察到的相关性，显示不同的依赖恒星金属丰度相对于理论预测低质量，低金属丰度AGB模型。我们简要讨论了这种差异的可能原因。如果我们的发现在大量贫金属AGB中得到证实，那么AGB恒星中F的产生问题将需要重新考虑。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.SR
Dust driven mass loss from carbon stars as a function of stellar parameters - I. A grid of Solar-metallicity wind models
[摘要]我们使用经过良好测试的计算机代码计算了900个数值动态模型大气（DMA）的网格。这个模型网格涵盖了大多数恒星参数的预期组合，这些参数包括恒星温度、恒星光度、恒星质量、可凝聚碳的丰度和脉动的速度振幅。由此产生的质量损失率和风速显然受到恒星温度、质量、光度和可用碳丰度的影响。在参数空间的某些部分，也有一个不可避免的质量损失阈值，低于该阈值，灰尘驱动的风是不可能的。与以前的一些研究相反，我们发现一个强烈的依赖于丰富的游离碳，这原来是一个关键参数。此外，我们发现，在大气中形成的尘埃颗粒可能会变得太大，以至于通常使用的尘埃不透明度的小颗粒近似是严格有效的。这可能与风的特性有关，尽管在得出定量结论之前需要对这个问题进行进一步研究。风的性质显示出相对简单的依赖于恒星参数以上的质量损失阈值，而阈值本身是一个更复杂的性质。因此，我们选择不导出任何简单的质量损失公式，而是以易于使用的FORTRAN例程的形式提供质量损失处方。由于这个质量损失程序是基于来自一个基本上自洽的质量损失模型的数据，因此，它可以作为一个更好的质量损失处方恒星演化计算比经验公式。此外，我们得出结论，仍然有一些问题需要调查，如晶粒尺寸的作用。
2009-12-11 astro-ph.SR
Calibrating the metallicity of M dwarfs in wide physical binaries with F-, G-, and K-primaries -- II: Carbon, oxygen, and odd-Z iron-peak abundances of the primary stars
本文基于高分辨率光谱和等值宽度方法，推导并更新了196颗带M矮星伴星的FGK主星的C、O及奇Z铁峰元素丰度，分析了丰度比随金属丰度和运动学族群的变化，并统计了样本中的系外行星，为后续M矮星丰度和系外行星研究提供均匀数据基础。
2024-01-17 astro-ph.SR
A Search for Unrecognized Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars in the Galaxy
我们已经开发了一种新的程序来寻找碳增强贫金属（CEMP）星从汉堡/ESO（HES）棱镜调查板。这种方法采用了一个扩展的线指数的CH G-波段，我们证明了具有优越的行为相比，以前采用较窄的G-波段指数来估计G-波段强度为这些光谱。虽然CEMP星以前已经在从HES中选出的候选贫金属星中被发现，但对金属丰度的选择使中等金属丰度CEMP星的总体采样不足（-2.5 ≤ [Fe/H] ≤-1.0）;这类星对于限制缺金属渐近巨星分支星中s过程的开始是重要的（被认为与大约80%的CEMP恒星的碳起源有关）。新的候选者还包括大量较温暖的碳增强型恒星，由于选择标准强调温度较低的恒星，这些恒星在以前的HES碳星搜索中被错过了。第一个子样本，偏向于较亮的恒星（B<15.5），已从扫描的HES板中提取。经过目视检查，编制了669颗先前未识别的CEMP候选星的名单。后续光谱的试点样品的132个候选人获得了古德曼摄谱仪上的SOAR 4.1米望远镜。我们的研究结果表明，大多数观测到的恒星位于目标金属丰度范围内，并在4300 A具有突出的碳吸收特征。当[Fe/H]<-2.0时，新CEMP星的识别成功率为43%（30颗中的13颗）。对于[Fe/H]<-2.5的恒星，比率增加到80%（5个天体中有4个），包括一颗[Fe/H]<-3.0的恒星。
2010-01-14 astro-ph.SR
A Dramatic Decrease in Carbon Star Formation in M31
我们分析了M31中21个HST场的恒星近红外测光，以限制金属丰度对碳星形成的影响。对附近星系的观测表明，碳星在更高的金属丰度下越来越罕见。模型表明，碳星的形成效率下降，由于在富含金属的热脉冲渐近巨星分支（TP-AGB）恒星的疏浚效率下降，加上较高的初始丰度的氧。然而，虽然模型预测了碳星不能形成的金属丰度上限，但以前的观测尚未确定这一限制。我们的新观测使用HST WFC 3/IR中带滤波器可靠地将碳星与M型TP-AGB星分离，跨越M31富金属盘的2.6-13.7 kpc。我们发现，C与M星的比率（C/M）比外推的更少金属的星系中的观测结果下降得更快，导致C/M太低，在最里面的领域超过10倍，并表明在金属丰度高于[M/H] $\approx$ -0.1 dex的C星形成效率急剧下降。金属丰度上限仍然未被发现，但一定是在金属丰度高于M31的内盘测量值（[M/H] $\gtrsim$ +0.06 dex）时出现的。
2019-05-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dust formation around AGB and SAGB stars: a trend with metallicity?
我们计算了金属丰度Z=0.008的AGB和SAGB星周围形成的尘埃，通过遵循质量范围为1 M <M<8 M的模型在热脉冲阶段的演变，并假设尘埃是通过从恒星表面各向同性膨胀的风中的分子凝结形成的。我们发现，由于强烈的热底部燃烧（HBB）的经验，高质量的模型产生硅酸盐，而较低质量的对象被预测为碳质颗粒包围;两个制度之间的过渡发生在3.5 M的阈值质量。这些发现与以前的研究结果一致，Z=0.001。然而，在目前较高金属丰度的情况下，较大质量恒星中硅酸盐的产生在整个AGB阶段都在继续，因为所经历的HBB在Z=0.008处比在Z=0.001处更软，因此包层中的氧对于水分子的形成至关重要，永远不会被完全消耗。由于硅的丰度较高和六溴代二苯较软，对于一定质量的六溴代二苯，形成的粉尘总量随着金属量的增加而增加，这两个因素都有利于硅酸盐的产生率较高。这种行为在低质量恒星中没有发现，因为恒星表面层的碳富集，由于重复的第三次疏浚事件，几乎与金属丰度无关。关于中等质量恒星的宇宙尘埃富集，我们发现Z=0.008时的宇宙产额比Z=0.001时大5倍。在较低金属量的情况下，碳尘在大约3亿年后占主导地位，但在Z=0.008时，尘埃质量一直由硅酸盐占主导地位，在大约4亿年后迅速富集，与质量M =7.5 - 8 M的恒星的演化有关。
2012-05-28 astro-ph.SR
Binary Populations of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars
我们构建了碳增强贫金属（CEMP）星的双星群体核合成模型。我们比较了我们模型的CEMP与EMP（极贫金属）的比值与观测到的比值，发现它太小了一个数量级。通过提高低质量、低金属丰度热脉冲渐近巨星分支（TPAGB）恒星的第三次挖掘效率，我们的模型更好地与观测结果相匹配。
2009-09-26 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. I. Detailed analysis of 15 binary stars with known orbital periods
AGB星负责产生各种元素，包括碳、氮和在缓慢的中子捕获过程中产生的重元素（$s$ -元素）。在模拟AGB恒星的演化和核合成过程中存在许多不确定性，尤其是在低金属丰度的情况下，大多数质量足够大的恒星都演化成了白矮星，无法再被观测到。星系晕中的恒星星族是低质量的（$\lesssim 0.85M_{\odot}$），只有少数观测到的恒星演化到了第一个巨星分支之外。然而，我们有证据表明，低金属丰度的AGB星在双星系统中与他们的低质量的二级同伴在过去的相互作用。这项工作的目的是调查AGB核合成在低金属通过研究表面丰度的化学奇特的非常贫金属恒星的晕观察到的双星系统。为此，我们选择了15个样本的碳和$s$元素增强贫金属（CEMP- $s$）晕星，发现在测量轨道周期的双星系统。利用我们的二元演化和AGB核合成模型，我们确定了最能同时再现样本中每颗恒星观测到的轨道周期和表面丰度的二元配置。观测到的周期提供了严格的限制，我们的模型风质量转移的双星，而与观测到的丰度测试我们的模型AGB核合成的比较。
2015-02-26 astro-ph.SR
Is there a metallicity ceiling to form carbon stars? - A novel technique reveals a scarcity of C stars in the inner M31 disk
我们使用中波近红外（NIR）哈勃空间望远镜WFC 3测光与模型近红外光谱的渐近巨分支（AGB）星开发一个新的工具，有效地区分富碳（C型）AGB星富氧（M型）AGB星的边缘和外部的本星系群。我们展示了这种方法在M31内盘区域的测试结果，我们发现该区域令人惊讶地缺乏C星，这与之前在M31其他区域进行C星搜索的结果相反。我们只发现了1颗C星候选星（加上6颗其他不太确定的C星候选星），导致C星与M星的比例非常低（C/M =（3.3（+20，-0.1））x10^-4），比M31中其他C/M估计值低1-2个数量级。低的C/M比可能是由于该区域的高金属丰度阻碍了恒星在大气中达到C/O > 1。这些意见提供了严格的限制富金属AGB星的演化模型，并建议有一个金属丰度阈值以上的M星是无法过渡到C星，显着影响AGB的质量损失和尘埃生产，因此，所观察到的全球性的富金属星系。
2013-07-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
Galactic Archeology with the AEGIS Survey: The Evolution of Carbon and Iron in the Galactic Halo
了解银河系晕中碳和铁的演化非常重要，因为这两种元素在早期宇宙中约束恒星形成、银河系组装和化学演化方面发挥着至关重要的作用。在这里，我们探索碳的空间分布，[C/Fe]和金属，[Fe/H]，晕系统的基础上中分辨率（$R \sim$ 1，300）光谱的$\sim$ 58，000恒星在南半球的AAOmega银河系结构演化（AEGIS）调查。AEGIS的碳丰度图显示出正的梯度与距离，同样发现的斯隆数字巡天（SDSS）的碳丰度图的李等人。金属丰度图证实，[Fe/H]随着距离的减少，从内晕到外晕。我们还探讨了光环的形成和化学演化的历史，考虑人口的碳增强贫金属（CEMP）恒星中存在的AEGIS样本。CEMP-no恒星（根据其特征性的较低的绝对碳丰度水平进行分类，次巨星和巨星的$A$（C）$\leq$ 7.1）的累积和微分频率随着金属丰度的降低而增加，并且对于CEMP恒星整体来说是\textit{substantially higher than previous determinations}。相反，$s$型恒星（具有较高的$A$（C））几乎保持平坦，$\sim$值为10%，在$-\,4.0 \lesssim$ [Fe/H] $\lesssim-$ 2.0范围内. CEMP-no和CEMP- $s$星的明显不同的行为缓解了假设双星质量转移起源的人口合成模型的紧张局势，以前很难解释CEMP星的更高频…
2018-06-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Europium s-process signature at close-to-solar metallicity in stardust SiC grains from AGB stars
个别主流星尘碳化硅（SiC）颗粒和富含SiC的Murchison碳质陨石的块状样品进行了分析的灵敏高分辨率离子微探针-反几何（SHRIMP-RG）的Eu同位素。主流颗粒被认为是在1.5至3 Msun的富碳渐近巨星分支（AGB）恒星的流出物中凝结的，其金属丰度接近太阳。从我们的测量得到的151 Eu分数[fr（151 Eu）= 151 Eu/（151 Eu +153 Eu）]与以前的天文观测的碳增强贫金属（CEMP）星的元素富集慢中子捕获（s-过程）进行了比较。尽管颗粒的母星和贫金属星之间的金属丰度存在差异，但从我们的测量中得出的fr（151 Eu）值与天文观测得出的fr（151 Eu）值吻合得很好。我们还比较了SiC的数据与理论预测的Eu同位素比值的演变在信封的AGB星。由于SiC颗粒中Eu丰度较低，因此从我们的测量中得出的fr（151 Eu）值显示出很大的不确定性，在大多数情况下大于太阳和预测fr（151 Eu）值之间的差异。SiC聚集体产生的fr（151 Eu）值在单个晶粒中观察到的范围内，并提供更精确的结果（fr（151 Eu）= 0.54 +/- 0.03，95%置信度），但比当前S过程预测高大约12%。在计算~（151）Sm（n，g）恒星反应速率时，如果我们采用改进的形式来估计激发核态的贡献，则AGB模型可以与SiC数据相匹配。
2013-03-24 astro-ph.SR
Binary properties of CH and Carbon-Enhanced Metal-Poor stars
利用安装在1.2米墨卡托望远镜上的HERMES摄谱仪对13颗低金属丰度碳星的视向速度进行了观测，其中包括7颗碳增强贫金属（CEMP）星和6颗CH星。除了一颗外，所有的恒星都显示出双星的明显证据。得到了8个系统的新轨道。样本涵盖了一个扩展的轨道周期范围，从3.4 d（对于矮碳星HE 0024-2523）延伸到大约54 yr（对于CH星HD 26，在钡，CH和外部S星中已知最长的）。三个系统表现出低幅度的速度变化与周期接近1年叠加的长期趋势。由于缺乏对这些系统的精确光度监测，目前尚不清楚这些变化是质量非常低的伴星的特征，还是有规律的包络脉动。40颗低金属丰度碳星的周期偏心率（P-e）图显示CH和CEMP-s星之间没有区别（后者对应于那些富含s过程元素的CEMP星，CH星也是如此）。我们认为，他们必须被视为同一个家庭，他们的不同名称只是出于历史原因。事实上，这两个家族也有非常相似的质量函数分布，对应于质量在0.5 - 0.7 Msun范围内的伴星，表明白矮星伴星，采用0.8 - 0.9 Msun作为主要成分。这一结果证实了CH和CEMP-s星与它们的高金属丰度类似物钡星遵循相同的质量转移方案。钡星、CH星和CEMP-s星的P-e图确实非常相似。它们揭示了两组不同的系统：一组具有短轨道周期（P < 1000 d）和大多数圆形或近似圆形轨道，另一组具有较长周期和偏心（e > 0.1）轨道。
2015-10-20 astro-ph.SR
The Evolution of Carbon and Oxygen in the Bulge and Disk of the Milky Way
银河系中C和O丰度的演化可以对恒星核合成施加强有力的约束，并有助于理解银河系的形成和演化。其目的是回顾银河系盘和凸起中测得的C和O丰度，并将其与模型预测进行比较。我们采用了两个成功的化学演化模型的凸起和磁盘，假设相同的核合成处方，但不同的恒星形成的历史。数据显示厚盘和薄盘的[C/O]趋势有明显的区别，而厚盘和凸起的趋势是无法区分的，C/O比在-0.1到+0.4 dex的范围内有很大的增加（>0.5 dex）。在我们的模型中，我们认为收益率从大质量的恒星和不包括金属依赖恒星风。观测到的[C/O]比在凸起和厚盘中随金属丰度的增加介于Maeder（1992）和Meynet & Maeder（2002）利用质量损失率的预测之间。一个没有金属性依赖产量的模型完全无法与观测结果相匹配。因此，在高金属丰度下碳丰度的相对增加似乎是由于大质量恒星中金属丰度依赖的恒星风。这些结果也解释了在银河系核球中[O/Fe]比随着[Fe/H]急剧下降，而[Mg/Fe]比在[Fe/H]处却一直增加。（节略）
2009-07-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Role of Thermohaline Mixing in Intermediate- and Low-Metallicity Globular Clusters
现在人们普遍认为，球状星团红巨星分支星奇怪的丰度模式是由于来自祖星的污染和原位额外混合的组合。在这种混合理论中，第一代恒星将丰度模式印入气体中，第二代恒星由此形成。混合理论表明，额外的混合是在两个人口和我们使用的[C/Fe]与光度的变化，以检查这种混合是多么有效。我们调查了观测到的红巨星分支M3，M13，M92，M15和NGC 5466作为一种手段来测试的温盐混合理论。第二个参数对M3和M13是中间金属丰度，我们的模型能够解释两个簇中碳沿RGB的演化。尽管如此，为了拟合M13中碳最贫乏的主序星，我们需要一个初始[C/Fe]丰度导致碳丰度低于观测值的模型。此外，我们的研究结果表明，M13中的恒星形成了一些原生氮（比M3中的恒星更高的C+N+O）。在贫金属的制度，只有NGC 5466可以暂时解释的温盐混合在多个人口。我们发现热盐混合无法模拟M92和M15中[C/Fe]的量级耗尽。看起来好像在这些星系团的光度函数碰撞之前发生了额外的混合。要使数据与模型相一致，首先需要比现有模型更深入地挖掘。
2012-02-13 astro-ph.SR
The chemical composition of carbon stars: The R-type stars
这项工作的目的是通过对R型碳星化学成分的详细研究，阐明它们的形成问题。我们使用高分辨率和高信噪比的光谱的23个R-型恒星选自依巴谷目录。在LTE和最先进的富碳球形模型大气中使用光谱合成进行化学分析。我们得到的CNO含量（包括碳同位素比值），平均金属丰度，锂，轻（Sr，Y，Zr）和重（Ba，La，Nd，Sm）的S-元素丰度。本文还讨论了恒星的观测性质（星系分布、运动学、双星性、光度学和光度）。我们的分析表明，晚R星是碳星与相同的化学和观测特征比正常（N型）AGB碳星。我们证实了Dominy（1984，ApJS，55，27）对早期R星的丰度分析结果，即它们是具有近太阳金属丰度的碳星，表现出氮的增强、低的碳同位素比值和没有s元素的增强。此外，我们还发现早期R星的Li丰度比后RGB尖端巨星的Li丰度要大。我们还发现，一个显着的数字（aprox。在我们的样本中，40%的早期R星被错误地分类，可能是经典的CH星和正常的K巨星。因此，我们认为真正的R星的数量比以前认为的要低得多。我们简要地讨论了早期R星形成的不同方案。在异常氦闪期间，碳的混合是有利的，尽管还没有发现能够触发这种混合的物理机制。这些恒星的起源仍然是个谜。
2009-09-23 astro-ph.SR
Revealing Efficient Dust-Formation at Low Metallicity in Extragalactic Carbon-Rich Wolf-Rayet Binaries
我们目前的斯皮策/IRAC观测尘埃形成的六个河外富碳沃尔夫-拉叶（WC）的候选人在低金属丰度（Z $\lesssim0.65$ Z $_\odot$）环境中使用多历元中红外（IR）成像数据从斯皮策红强瞬变巡天（SPIRITS）。SPIRITS~ 16 ln、19 q、16 df、18 hb和14 apu的光学跟踪光谱揭示了C IV $\lambda5801\text{-}12$ ~和/或C III-IV $\lambda4650$ He II $\lambda4686$ ~混合物的发射特征，这些特征与早期型WC星一致。我们确定SPIRITS~ 16 ln是最近发现的碰撞风WC 4 +O双星候选者N604-WRXc的可变中红外对应物，位于M33的亚太阳金属丰度NGC 604 H II~区域。我们解释中红外光谱的变化，从SPIRITS~ 16 ln作为一个尘埃形成的情节在偏心碰撞风WC二进制。SPIRITS~ 19 q、16 df、14 apu和18 hb的绝对星等[3.6]超过了已知的大多数红外发光尘埃形成WC系统WR~104（M $_\mathrm{[3.6]}\lesssim-12.3$）。对SPIRITS~ 19 q中红外爆发中尘埃形成的分析揭示了$\dot{M}_d\gtrsim2\times10^{-6}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$的高尘埃产生率，因此可能…
2021-01-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Subclass of Carbon-Enhanced Metal-Poor Stars at Extremely Low Metallicity
本文在极低金属丰度下发现一类高碳丰度但无中子俘获元素增丰的 CEMP-no 新子类（第 IV 类），约 30% 可能为双星，挑战了现有 CEMP-no 形成机制并提示早期宇宙存在替代增丰途径。
2025-09-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon, oxygen, and iron abundances in disk and halo stars. Implications of 3D non-LTE spectral line formation
晚型恒星中碳、氧和铁的丰度是系外行星和恒星物理学中的重要参数，也是恒星种群和银河系化学演化的关键示踪物。我们进行了三维（3D）非LTE辐射传输计算CI和OI，和3D LTE辐射传输计算FeII，跨越交错网格的三维流体动力学模型大气。对于低金属丰度F矮星中的CI线，绝对3D非LTE与1D LTE丰度校正可以与$-0.3$ dex一样严重，而对于高金属丰度F矮星中的OI线，绝对3D非LTE与1D LTE丰度校正可以与$-0.6$ dex一样严重。FeII线的3D LTE与1D LTE丰度校正不太严重，通常小于$+0.15$ dex。我们在对银河系盘和晕中$187$ F和G矮星的碳、氧和铁的重新分析中使用了这些修正。将差分3D非LTE校正应用于1D LTE丰度明显地减少了丰度图中的分散。厚盘和高$α$晕布居数在碳和氧中随着金属度的降低而增加，并且在[Fe/H] $\approx-1.0$处达到[C/Fe] $\approx0.2$的最大值和[O/Fe] $\approx0.6$的平台。低- $α$晕人口是定性相似的，虽然偏移向较低的金属丰度和较大的分散。然而，这些群体在[C/O]与[O/H]平面上重叠，降低至低于[O/H] $\approx-1.0$的[C/O] $\approx-0.6$的平台。在薄盘中，已确认行星探测的恒星在给定的[O/H]下往往具有较高的C/O值;这种行星形成的潜在…
2019-10-08 astro-ph.SR
M dwarfs and the fraction of high carbon-to-oxygen stars in the solar neighbourhood
我们调查的频率高的碳氧（C/O $= 0.9$）M矮星在太阳附近。使用合成光谱，我们发现这样的M矮星将有较弱的TiO带相对于氢化物的功能。类似的减弱已经在M亚矮星（sdM）中被发现。通过与现有的光谱调查附近的恒星相比，我们发现，不到百分之一的附近恒星具有高的碳氧比。这个极限不包括具有C/O $=0.9$、[m/H] $>0.3$和[C/Fe] $>0.1$的恒星，我们预测这些恒星具有类似于太阳金属丰度M矮星的低分辨率光谱。
2015-10-23 astro-ph.SR
The R-Process Alliance: Spectroscopic Follow-up of Low-Metallicity Star Candidates from the Best & Brightest Survey
我们目前的观测活动，以确定低金属量的恒星在最佳和Brilliant调查的结果。从857个候选者的中等分辨率（R ~ 1，200 - 2，000）光谱，我们估计了恒星大气参数（Teff，log g和[Fe/H]），以及碳和α元素丰度。我们发现，69%的观测恒星的[Fe/H] <=-1.0，39%的[Fe/H] <=-2.0，2%的[Fe/H] <=-3.0。该样本中还有133颗碳增强贫金属（CEMP）星，其中97颗CEMP I族和36颗CEMP II族星在A（C）与[Fe/H]图中被识别。作为R过程联盟的一部分，对一部分已确认的低金属丰度恒星进行了高分辨率光谱学的跟踪，目的是识别新的高度和中度R过程增强的恒星。在这项工作中估计的恒星大气参数和高分辨率光谱之间的比较表现出良好的一致性，证实了我们的期望，即中等分辨率的观测活动是一种有效的方式选择感兴趣的恒星进一步，更有针对性的，努力。
2018-11-26 astro-ph.SR
Revised surface abundances of R Coronae Borealis stars
14颗（11颗多数类和3颗少数类）北冕座R星（RCB）以及最后一颗闪光天体V4334 Sgr（樱井天体）的表面丰度根据从观测到的C2波段测量的碳丰度进行了修订;注意，早期报告的丰度是使用假定的碳丰度推导出来的，因为众所周知的“碳问题”。热RCB MV Sgr不受碳问题的影响;值得注意的是，MV Sgr的碳丰度位于大多数和少数类别RCB的测量范围内。RCB的修订铁丰度在log E（Fe）=3.8至log E（Fe）=5.8的范围内，少数类别RCB V854 Cen在该范围的低端，多数类别RCB R CrB在该范围的高端。有迹象表明，修订后的RCB的金属丰度范围大致与凸起内所含的金属贫乏人口一致。修订后的丰度RCB的极端氦星（EHes），RCB的较热的亲属进行了比较。RCB和EHes在金属丰度分布、碳丰度和关键元素丰度趋势方面存在明显差异。这些丰度进一步讨论，根据其形成情景。
2021-08-05 astro-ph.SR
Modeling R Coronae Borealis Stars: Effects of He-Burning Shell Temperature and Metallicity
北冕座R星（RCB）是一种极度缺氢的碳星，会产生大量的尘埃，导致亮度突然大幅下降。它们被认为主要是通过白矮星合并形成的。在本文中，我们使用MESA来研究合并后的天体如何演化成RCB星，这些天体的初始氦燃烧壳层温度范围为2.1 - 5.4 *10^8 K，具有太阳和亚太阳金属丰度。其中最成功的模型具有太阳下的金属丰度和接近3 *10^8 K的初始温度。我们发现一个强烈的依赖于初始氦燃烧壳层温度的表面丰度的元素参与的CNO循环，以及RCBs的有效温度和半径的差异。在10%的太阳金属丰度模型中，核合成中涉及的元素呈现出约1 dex减少的表面丰度，但碳和锂除外，这两个元素将被详细讨论。具有亚太阳金属丰度的模型也比太阳模型表现出更长的寿命。此外，我们发现，对流混合的燃烧物质只发生在合并后的头几年的演变，之后的表面丰度是恒定的期间和之后的RCB阶段，提供证据，为什么这些恒星显示出强烈的增强部分氦燃烧产品。
2020-08-17 astro-ph.SR
Carbon Abundances of Metal-Poor Star Determined from the C I 1.068-1.069 micron Lines
对46颗晕/盘星进行了1.068-1.069微米C I线的非LTE分析（-3.7 <[Fe/H]< +0.3），根据斯巴鲁望远镜IRCS+ AO 188收集的光谱数据，为了检验多重态1的这些强中性碳谱线是否以及如何用于建立恒星碳丰度，特别是对于通常使用CH分子线的非常贫金属的恒星。这些C I谱线在[Fe/H] ~-3.7以下的所有恒星中都清晰可见，由此可以成功地确定C丰度。所得的[C/Fe]与[Fe/H]图显示了与先前研究建立的几乎相同的趋势。当单个恒星的结果与从各种文献中收集的已发表数据进行比较时，虽然整体上看是合理的一致，但观察到一种趋势，即我们的丰度明显高于CH线，特别是对于低重力的贫金属巨星。由于这些C I线的丰度受到相当大的非LTE校正（通常为十分之几dex），其重要性随着金属丰度的降低而逐渐增加，因此应注意在非LTE计算中如何处理碰撞率（特别是由于中性氢）。
2013-02-14 astro-ph.SR
A CH star in the globular cluster NGC 6426
我们报告了在低金属量球状星团NGC 6426中心附近偶然发现的一颗碳星。我们确定了它的成员和化学性质，使用中等分辨率的光谱。它的径向速度为-159公里/秒，使它成为星团的一员。我们从文献和COMARCS恒星大气模型的光度数据，推导出它的光度，有效温度，表面重力，金属丰度，和近似的C，N和O丰度比。根据这些性质，我们认为这颗星是一颗真正的富碳低金属量AGB星。
2012-07-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon Stars as Standard Candles: An Empirical Test for the Reddening, Metallicity, and Age Sensitivity of the J-region Asymptotic Giant Branch (JAGB) Method
本文利用PHAT和UKIRT/WFCam数据检验JAGB标准烛光方法，发现其光度函数众数受红化影响但在-0.18<[M/H]<-0.26 dex范围内对年龄和金属丰度不敏感，证明该方法在低红化外盘中最准确，可用于校准Ia型超新星并高精度测量哈勃常数。
2023-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of rotational mixing and metallicity on the hot star wind mass-loss rates
热星风的质量损失率取决于单个元素的丰度。这种依赖性通常是假设比例太阳化学成分。然而，这种方法在演化的旋转恒星中可能不合理。旋转混合将经过hoc处理的物质带到恒星表面，以牺牲碳和氧为代价增加了氮的丰度，这可能会影响质量损失率。我们研究了旋转混合产生的修改后的化学成分对风参数的影响，特别是风的质量损失率。我们使用我们的NLTE风代码来预测风的结构，并比较计算的风的质量损失率的情况下，缩放的太阳能化学成分和CNO循环的影响的组合物。我们表明，对于更高的质量分数的重元素$Z/Z_\odot\gtrsim0.1$的化学成分的变化，从缩放的太阳到hoc处理的缩放的太阳组成并没有显着影响风的质量损失率。由碳和氧引起的缺失的线力由氮线力补偿。然而，对于一个非常低的质量分数较重的元素$Z/Z_\odot\lesssim0.1$的旋转混合显着影响风的质量损失率。此外，金属丰度的质量损失率的下降是在这样的低金属丰度更强。我们研究了不同金属丰度的风动量-光度关系的相关性，并表明对于金属丰度$Z/Z_\odot\lesssim0.1$，该关系显示出较大的分散性，这使得在最低金属丰度时使用这种关系变得不合适。
2014-06-05 astro-ph.SR
Spitzer spectra of evolved stars in omega Centauri and their low-metallicity dust production
利用新的Spitzer IRS光谱研究了银河系球状星团欧米茄半人马座14颗贫金属（[Fe/H] = -1.91 ~-0.98）巨星周围的尘埃产生。这个样本包括星团的后AGB和碳星，因此是第一个对贫金属（[Fe/H] < -1）星群中尘埃产生的代表性光谱研究。只有更多的金属丰富的恒星V6和V17（[Fe/H] =-1.08，-1.06）显示硅酸盐发射，而其他五颗中红外过量的恒星只显示出一个无特征的连续体，我们认为这是由金属铁尘埃颗粒造成的。我们对V42的金属丰度进行了研究，发现它可能是富金属族的一部分（[Fe/H] ~ -0.8）。除了AGB后的恒星V1，我们没有发现星团中大部分贫金属（[Fe/H] < -1.5）的恒星-包括碳星-产生可检测到的尘埃量。我们将尘埃产生与Las Campanas天文台的麦哲伦/克莱望远镜获得的恒星H-α线轮廓进行了比较，发现最强的散射器（V6，V17和V42）中的脉动令人震惊，但所有其他恒星都有外流的证据。我们的结论是，尘埃产生的开始并不意味着离开恒星的物质发生根本性变化。我们的数据增加了越来越多的证据表明，在贫金属、富氧的恒星中，金属铁主导着尘埃的产生，但尘埃可能不是这种质量金属度制度中风的主要加速剂。
2011-04-27 astro-ph.SR
A holistic approach to carbon-enhanced metal-poor stars
通过单独考虑各种CEMP子类，我们试图从丰度上的特定签名中导出参数（如金属丰度，质量，温度和中子源）从丰度上印记的特定签名中表征AGB核合成，并将它们与热盐混合的影响分开，首先挖掘，为了将CEMP星置于一个广泛的背景下，我们从我们自己的样品和文献中收集了大约180颗不同金属丰度，光度类别和丰度模式的恒星的丰度。首先，我们证明了CEMP星具有CEMP-s星和CEMP-no星（我们称之为CEMP-low-s星）的性质。我们还表明，有一个很强的相关性之间的Ba和C丰度的s-唯一的CEMP星。这有力地指出了13 C中子源在低质量AGB星中的作用。对于CEMP-rs星（似乎富含来自s-和r-过程的元素），N丰度与来自第2和第3个s-过程峰的重元素丰度的相关性反而具有22 Ne中子源的特征。再加上CEMP-rs星表现出O和Mg增强的事实，我们得出结论，在污染AGB星的热脉冲期间，极端炎热的条件占上风。最后，我们认为，大多数CEMP没有星（没有过剩的中子捕获元素）可能是极端的金属贫对应的CEMP中子捕获丰富的恒星。在极低的金属丰度（[Fe/H]< -3.2）时，CEMP-no星的C增强随金属丰度的增加而减弱。目前的任何AGB模型都没有预测到这一趋势。
2009-07-21 astro-ph.SR
Light-Element Abundance Variations at Low Metallicity: the Globular Cluster NGC 5466
利用麦克唐纳天文台2.7米Harlan J. Smith望远镜的VIRUS-P积分场摄谱仪，对低金属量球状星团NGC 5466中的67颗渐近巨星支（AGB）、水平巨星支和红巨星支（RGB）星进行了低分辨率（R~850）光谱测量。66颗恒星被确认，一个拒绝，作为集群成员的径向速度的基础上，我们测量到的精度为16公里秒-1通过模板匹配技术。CN和CH带强度已被测量的29 RGB和AGB星在NGC 5466，和从VIRUS-P数据测量的带强度指数显示出密切的协议，从Keck/LRIS光谱测量先前采取的五个目标星。我们还确定碳丰度与合成光谱的比较。在我们的数据集中，RGB恒星的绝对V星等范围从+2到-3，这使我们能够研究巨大分支上的碳消耗速率以及它的开始点。数据显示，随着光度函数在巨星分支“凸点”以上的光度上升，碳丰度明显下降，CN带强度也在一个较低的范围内，这表明单个恒星正在进行内部混合，但在轻元素丰度方面，原始恒星与恒星之间的变化很小或没有变化。
2010-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Automated Determination of [Fe/H] and [C/Fe] from Low-Resolution Spectroscopy
我们开发了一种自动光谱合成技术，用于估计贫金属星（包括碳增强贫金属星）的金属丰度（[Fe/H]）和碳丰度（[C/Fe]），其他方法可能证明是不够的。这种技术，autoMOOG，旨在对即使在低到中分辨率光谱中可见的相对较强的特征进行操作，产生的结果与更多望远镜密集型高分辨率研究相当。我们验证了这种方法与913颗恒星，现有的高分辨率和低到中分辨率到中分辨率的光谱进行比较，并涵盖了广泛的恒星参数。我们发现，在低金属丰度（[Fe/H] < -2.0），我们成功地恢复了金属丰度和碳丰度，在可能的情况下，精度为~ 0.20 dex。在更高的金属丰度下，由于在运行autoMOOG之前进行光谱归一化的连续体放置问题，可以看到恒星的整体金属丰度被普遍低估，尽管碳丰度仍然被成功恢复。因此，这种方法只推荐用于已知金属丰度足够低的恒星样本。然而，对于这些低金属量的恒星，autoMOOG的表现比类似的现有技术更加一致和快速，这应该允许在不久的将来分析大量贫金属恒星样本。目前正在采取措施，改善和纠正连续性安置方面的困难。
2009-07-01 astro-ph.IM astro-ph.SR
30-micron sources in galaxies with different metallicities
我们提出了一个分析和比较的30微米的灰尘功能，在斯皮策太空望远镜光谱的207个富碳的渐近巨星分支（AGB）的恒星，后AGB对象，和行星状星云位于银河系，麦哲伦云（MC），或人马座矮球状星系（Sgr dSph），其特点是不同的平均金属丰度。我们研究了30微米特征载体的形成是否可能是金属度的函数。通过这项研究，我们期望更好地了解这些星系中富碳恒星的恒星演化的后期阶段。我们的分析使用“曼彻斯特方法”作为估计样品中富碳AGB星和行星状星云尘埃温度的基础。我们使用了一个黑体函数与一个单一的温度推导出曼彻斯特方法或其修改，以近似连续下的30微米的功能。我们工作的最重要的结论是，30微米特征的形成受到金属丰度的影响。具体来说，与MC中AGB星的金属含量更低的样本相反，该特征在质量损失率较低，温度较高的情况下被发现，并且在银河系碳星中更为突出。AGB、后AGB天体和PNe的平均特征（轮廓）似乎不受金属丰度的影响，至少在五分之一和太阳金属丰度之间，但在PNe的情况下，它被转移到明显更长的波长。
2019-04-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
The galactic chemical evolution of carbon: Implications for stellar nucleosynthesis
University of Victoria（维多利亚大学）；The Ohio State University（俄亥俄州立大学）；Carnegie Institution for Science（卡内基科学机构）
通过银河化学演化模型研究碳的来源，发现核心坍缩超新星产量随金属丰度增加，而渐近巨星支星贡献占太阳金属丰度下碳的10-40%。
2026-06-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Evolution of Thermally Pulsing Asymptotic Giant Branch Stars II. Dust production at varying metallicity
本文给出了用COLIBRI程序计算的新恒星模型的热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）相的尘埃喷出物。我们使用的M和C-星的尘埃生长加上固定风的形式主义。在这种形式主义的原始版本中，M-巨星中硅酸盐尘埃最有效的破坏过程是H2分子的化学溅射。对于这些恒星，我们发现，尘埃颗粒只能形成在相对较大的径向距离（r~5 R*），在那里他们不能有效地加速，与其他调查。根据最近的实验室结果，我们还考虑了另一种情况，即硅酸盐的冷凝温度仅由生长和自由蒸发过程（即无化学溅射）之间的竞争决定。与后一种方法，我们得到的灰尘冷凝温度显着高于（高达Tcond~1400 K）时发现，包括化学溅射（Tcond~900 K），并在更好的协议与冷凝实验。因此，硅酸盐颗粒可以在星周包层的内部区域（r~2 R*）保持稳定，在那里它们可以快速生长并可以有效地加速。通过这种修改，我们的模型很好地再现了银河系M巨星的终极速度和质量损失率之间的观测趋势。对于C-星的形式主义是基于均匀的增长计划，其中的关键作用是由碳超过氧过剩。这些模型相当好地再现了银河系恒星的终极速度，而且没有必要对标准假设进行修改。随着金属含量的降低，碳过剩变得更加明显，粉尘形成的效率增加。这一趋势可能与最近的观测证据相矛盾，这些证据有利于降低金属丰度的效率。
2013-06-26 astro-ph.SR
Evolution of white dwarf stars with high-metallicity progenitors: the role of 22Ne diffusion
在富含金属的疏散星团NGC 6791中，主序关闭年龄和白矮星冷却年龄之间存在很大的差异，基于此，我们计算了一个白矮星演化序列网格，该网格第一次包含了22 Ne沉淀和碳/氧结晶相分离过程所释放的能量。该网格覆盖了0.52 ~ 1.0 Msun的质量范围，适合于富金属星系团中白矮星的研究。进化计算的基础上，从这两个过程中释放的能量的详细和自洽的治疗，以及就业的现实的碳/氧配置文件，相关的碳/氧相分离释放的能量的准确评估。我们发现，22 Ne沉降强烈延迟冷却速率的白矮星源于祖先与高金属丰度在中等亮度，而碳/氧相分离增加了相当大的延迟在低光度。冷却时间对22 Ne扩散系数实际值中可能的不确定性很敏感。通过因子2改变扩散系数，导致大约的最大年龄差异。8-20%，取决于恒星质量。我们发现，核心化学变化导致的延迟幅度与解决NGC 6791年龄差异所需的白矮星冷却速率减慢是一致的。
2010-06-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Carbon-Enhanced Metal-Poor Star Frequencies in the Galaxy: Corrections for the Effect of Evolutionary Status on Carbon Abundances
我们重新审视了观测到的频率的碳增强贫金属（CEMP）恒星的金属丰度在银河系中的函数，使用的数据从文献中提供的高分辨率光谱。我们的分析排除了恒星表现出明显的过度丰度的中子捕获元素，并考虑到预期的耗尽表面碳丰度发生由于CN处理上红巨星分支。这使得恢复这些恒星的初始碳丰度，从而准确评估碳增强恒星的频率。我们开发的校正程序是基于恒星演化模型，并取决于表面重力，log g，一个给定的恒星。我们的分析表明，对于[Fe/H]<=-2.0的恒星，20%的恒星表现出[C/Fe]>=+0.7。当[Fe/H]<=-3.0时，这一比例增加到43%，当[Fe/H]<=-4.0时，这一比例增加到81%，这高于先前在不考虑碳丰度校正的情况下推断的比例。这些CEMP星频率为银河系和恒星化学演化模型提供了重要的输入，因为它们限制了早期碳的演化和CEMP-无恒星的可能形成通道。我们还开发了一个公共的在线工具，使用我们的程序可以很容易地获得碳校正。
2014-10-08 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: the most pristine objects?
碳增强贫金属星（CEMP）在贫金属星中占有相当大的比例，但其起源还不十分清楚。从SDSS巡天中选择了三颗非常贫金属的富碳转折星，用ESO VLT（UVES）进行观测，以精确确定元素丰度。在转折星（不像巨星）中，碳丰度不会受到与深层混合的影响，因此更容易解释。分析是在一维LTE静态模型大气中进行的。当可用时，将非LTE校正应用于经典LTE丰度。CH和CN分子带上的3D效果计算使用恒星大气的流体动力学模拟（CO 5 BOLD），被发现是非常重要的。为了便于与以前的结果进行比较，在讨论中仅使用1D丰度。元素的丰度（或上限）使我们能够将这些恒星置于不同的CEMP类别中。碳丰度证实了[Fe/H] \geq-3.4的A（C）= 8.25处存在平台。大多数贫金属恒星（[Fe/H] < -3.4）的碳丰度明显较低，表明A（C）\approx 6.5处的平台较低。需要对大量的低金属丰度富碳恒星样本进行详细分析，以确认（或反驳）这种可能的第二个平台，并详细说明CEMP恒星在低金属丰度时的行为。
2013-03-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas and dust from solar metallicity AGB stars
我们研究了质量在$1~M_{\odot} - 8.5~M_{\odot}$之间的恒星的渐近巨星分支（AGB）演化。我们专注于具有太阳化学成分的恒星，这使我们能够解释银河系中进化的恒星。我们提出了一个详细的比较与模型相同的化学，计算与不同的进化代码和基于不同的一套物理假设。我们发现质量为$\ge 3.5~M_{\odot}$的恒星在包层底部经历了热的底部燃烧。它们的AGB寿命短于$\sim 3\times 10^5$ yr，并在一定程度上对对流的处理敏感地将质子捕获核合成污染的气体喷射到周围环境中。具有$1.5~M_{\odot} \le M \le 3~M_{\odot}$的低质量恒星成为碳星。在最后阶段，C/O比增长到$\sim 3$。我们发现一个显着的协议之间的两个代码的低质量模型，并得出结论，这些恒星的物理和化学性质的预测，和AGB的寿命，是不是敏感的AGB阶段的建模。产生的尘埃也取决于质量：低质量恒星主要产生固体碳和碳化硅尘埃，而高质量恒星产生硅酸盐和氧化铝尘埃。未来可能的观测可能能够增加更多的鲁棒性，目前的结果进行了讨论。
2017-12-22 astro-ph.SR
Population Synthesis of Binary Carbon-enhanced Metal-poor Stars
碳增强贫金属（CEMP）星约占贫金属（[Fe/H] ~（-2））星的五分之一，但它们的起源还不清楚。最广泛接受的形成方案，调用质量转移的富碳物质从热脉冲渐近巨星分支（TPAGB）的主星到一个质量较小的主序星伴星，这是今天看到的。最近的研究探索了这样一种可能性，即需要一个偏向中等质量恒星的初始质量函数来重现金属丰度[Fe/H] <-2.5的恒星中观测到的CEMP分数。这些模型还隐含地预测了大量的氮增强贫金属（NEMP）星，这是看不到的。我们调查所观察到的CEMP和NEMP的极端贫金属（EMP）的比例是否可以解释，而不调用初始质量函数的变化。我们证实了早期的研究结果，目前详细的TPAGB模型的大观察到的CEMP分数不能占。我们发现，在低质量（小于1.25 Msun），低金属丰度的恒星有效的第三疏浚至少可以提供一个部分的解释，大观察到的CEMP分数，同时保持与小观察到的NEMP分数一致。
2009-10-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
SPIRITS 19q: Dust Production by a Subsolar-metallicity Carbon-rich Wolf-Rayet Star in NGC 2403
California Institute of Technology（加州理工学院）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文中心）；Institut für Theoretische Physik und Astrophysik, Christian-Albrechts-Universität zu Kiel（基尔大学理论与天体物理研究所）；Department of Astronomy and Astrophysics, Penn State University（宾夕法尼亚州立大学天文与天体物理系）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；CRESST II and X-ray Astrophysics Laboratory NASA/GSFC（NASA/戈达德太空飞行中心 CRESST II 与 X射线天体物理实验室）；Institute for Astrophysics and Computational Sciences, The Catholic University of America（美利坚天主教大学天体物理与计算科学研究所）；Department of Astronomy, Graduate School of Science, The Univers（大学理学研究生院天文系）
本研究利用JWST观测NGC 2403中亚太阳金属丰度区域的WC双星候选体SPIRITS 19q，测得其高尘埃产生率，证实此类系统是早期宇宙碳质尘埃的重要来源。
2026-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon abundance of stars in the LAMOST-Kepler field
主恒星铁丰度与系外行星出现率之间的相关性是公认的，并在几项研究中得出。类似的相关性可能存在于最丰富的元素，如碳和氧，它们也控制着原行星盘的尘埃化学。本文利用LAMOST巡天观测到的开普勒视野中的大量恒星，估计行星出现率与宿主恒星碳丰度的关系是可能的。碳丰度是使用LAMOST光谱中CH G带区域的合成光谱拟合得出的。碳丰度随金属丰度的变化趋势与前人的研究一致，并遵循银河系化学演化（GCE）。与[Fe/H]类似，我们发现[C/H]值在巨行星宿主中更高。行星宿主和单个恒星的[C/Fe]和[Fe/H]之间的趋势是相似的;然而，有一种偏好，即在宿主恒星周围的巨行星具有太阳下的[C/Fe]比和更高的[Fe/H]。更高的金属丰度和太阳下的[C/Fe]值被发现在年轻的恒星作为GCE的结果。因此，根据目前的样本，很难将结果解释为GCE的结果或由于行星形成。
2022-08-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Binarity in Carbon-Enhanced Metal-Poor stars
金属丰度最低的恒星中有相当一部分显示出非常高的碳增强。有争议的是，这些增强是否反映了恒星的诞生成分，或者它们的大气层是否随后被污染，最有可能是AGB双星伴星的吸积。在这里，我们调查和比较的二进制属性的三个碳增强子类：贫金属CEMP-s的明星，另外增强钡;较高的金属丰度（SG）CH-和Ba II星也增强钡;和贫金属CEMP-no星，不增强钡。通过与模拟的比较，我们证明了所有钡增强的种群最好由~100%的二进制分数表示，具有最大~ 20，000天的较短周期分布。这一结果大大加强了假设，一个类似的二元传质起源是负责他们的化学模式。对于CEMP-NO组，我们提出了新的径向速度数据从霍比-埃伯利望远镜的15颗恒星，以补充稀缺的文献数据。其中两颗星显示出无可争议的双星特征。完整的CEMP-no数据集显然与CEMP-s类的二进制属性不一致，从而强烈表明它们的碳增强的不同物理来源。CEMP-no的二进制分数仍然是很差的约束，但人口更类似于太阳邻居的二进制属性。
2014-04-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Carbon enrichment in APOGEE disk stars as evidence of mass transfer in binaries
本研究利用APOGEE数据确认银河系盘星中碳和铈丰度增强与双星频率相关，支持碳增强源于双星质量转移，并在高-α盘星中发现碳丰度聚集现象。
2024-07-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
The carbon-to-oxygen ratio in stars with planets
在最近的一些研究中，发现高金属丰度恒星的C/O丰度比从0.4到1.0不等。这导致了关于类地行星存在的讨论，这些行星的碳成分与地球的成分非常不同。C/O值通过在6300 A下从高激发CI线确定碳丰度和从禁戒[OI]线确定氧丰度来获得。然而，这条弱线在高金属度下受到镍混合物的强烈影响。为了获得更精确的C/O比，本文中的氧丰度来自7774 A的高激发OI三重态，碳丰度来自5052和5380 A的CI线，使用MARCS模型大气，包括非LTE校正。结果并没有证实先前发现的高C/O比。C/O对金属度的依赖性从[Fe/H]=0.0时的C/O=0.58到[Fe/H] =0.4时的C/O=0.70，表现出紧密的、略微增加的依赖性，均方根散射仅为0.06。假设原行星盘的成分与宿主恒星的成分相同，本文中发现的C/O值不支持富碳行星的存在。薄盘星之间的C/O分布很小，这表明II型超新星和中低质量恒星的核合成产物在星际介质中混合良好。
2013-03-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Supernova dust yields: the role of metallicity, rotation, and fallback
超新星（SNe）被认为在高红移星系的尘埃富集中起着重要作用，并且由于星际颗粒的寿命很短，在本星系的尘埃补充中起着重要作用。在这里，我们将探讨如何SN尘埃产量取决于质量，金属丰度，和祖星的旋转速率，以及爆炸的属性。为此，假设喷出物内均匀混合，我们量化的尘埃质量与祖质量$13~M_{\odot} \leq M \leq 120~M_{\odot}$，金属度$\rm -3 \leq [Fe/H] \leq 0$，旋转速率$\rm v_{\rm rot} = 0$和$300$ ~km/s的SN模型的样本产生的，爆炸与固定的能量$1.2 \times 10^{51}$ ~erg（FE模型）或校准的爆炸属性，以重现从SN观测（CE模型）推断的$\rm ^{56}Ni$ - $M$关系。我们发现，旋转有利于更有效的尘埃生产，特别是对于更大的质量，低金属量的恒星，但金属量和爆炸性能对尘埃质量及其组成的影响最大。在FE模型中，带有$M \leq 20 - 25 ~M_{\odot}$的SNe在形成粉尘方面更有效：单次爆炸中形成的$M_\odot$在0.1到1之间，当使用$\rm [Fe/H] = 0$时，其成分主要由硅酸盐、碳和磁铁矿颗粒组成，当使用$\rm [Fe/H] < 0$时，其成分主要由碳和磁铁矿颗粒组成。在CE模型中，喷出物是大量的，富含金属，粉尘的产生效率更高。尘埃质量随着$M$的增加…
2018-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
